4.3.7 Estrellas variables

 

Hasta hace algunos centenares de años perduraba la idea aristótelica de la inmutabilidad de los cielos. En 1596 un astrónomo alemán llamado David Fabricius se percató de que una estrella de la constelación de la Ballena aparecía y desaparecía con regularidad, años después J. Hevelius la llamó Mira Ceti la "Maravillosa de la Ballena". En 1667 Geminiano Montanari dejó constancia de otra estrella que cambiaba de brillo β Persei, en 1782 John Goodricke midió el periodo de variación de β Persei, que con regularidad de reloj era de algo menos de tres días. En este plazo experimentaba un descenso de brillo que duraba unas horas. Los árabes le dieron a Beta Persei el nombre de Algol (el monstruo), posiblemente ya advirtieron esta variación. De nuevo Goodricke descubrió otra estrella variable, δ Cefei, con un periodo de cinco días. Tanto Mira como β Persei, y δ Cefei son los prototipos de tres tipos de estrellas variables. A finales del siglo XVIII se conocían 6 estrellas variables.

Se denominan variables a las estrellas cuyo brillo fluctúa a lo largo del tiempo. Si dibujamos una gráfica de dos ejes, uno para el brillo de la estrella y el otro para el tiempo, y vamos representando los sucesivos valores del brillo en función del tiempo obtendremos la curva de luz de la estrella.

 

Parámetros

Además de las coordenadas que indican la posición de la estrella, para las variables tenemos otros datos importantes.

Tipo: Son muchas las clases de variables que se conocen, cada una con sus peculiaridades en cuanto a la forma de la curva de luz, periodo, rango, etc... Cada tipo agrupa a las estrellas que tienen comportamientos similares. Las categorías suelen tomar el nombre del prototipo de cada una, generalmente la primera estrella que se descubrió con esas cualidades.

Posición: La situación de la estrella se expresa por su ascensión recta y declinación. La primera expresada generalmente en horas minutos y segundos y la segunda en grados. En la actualidad suelen estar referidas al equinoccio 2000,0. Referir las coordenadas al mismo equinoccio consigue la homogeneidad del catálogo a la hora de identificar estrellas y/o comparar con otros catálogos, pero para apuntarlas con el telescopio habrá que traducir las coordenadas al equinoccio actual.

Rango: Expresa las magnitudes máxima y mínima que puede alcanzar la estrella. Cuando se expresa en una carta se omite el punto decimal para evitar que este pueda ser confundido con una estrella. Esta norma se aplica generalmente en todas las cartas. Las magnitudes pueden ser visuales, fotográficas o estar referidas a algún tipo de filtro concreto, ya que lo habitual es medir el brillo intercalando algún filtro de color. A veces se incluye la amplitud, que es la diferencia entre la magnitud máxima y mínima, siempre tiene valor positivo.

Periodo: Es el plazo de tiempo en el cual la estrella pasa por dos máximos consecutivos, habiendo completado un ciclo completo. En las variables eclipsantes se puede añadir el tiempo de duración del eclipse.

Época: Este dato informa de la fecha y hora en la que se ha producido un máximo. Es importante para comprobar el comportamiento de la estrella entre diferentes ciclos. Generalmente se expresa en días julianos, que es la escala habitual de tiempo para el estudio de las estrellas variables.

Espectro: Suele incluirse la clasificación espectral, teniendo en cuenta que muchas estrellas variables cambian también su espectro en función de la parte del ciclo en la que se encuentran. En ocasiones se cita las clases espectrales en el mínimo y el máximo.

Nomenclatura: En 1843 aún se creía que las estrellas variables eran casi un objeto exótico, una rareza. El astrónomo Friedrich Argelander, en su obra Uranometría Nova publicada ese año propuso una nomenclatura un tanto singular. A la primera estrella variable descubierta en una constelación se le llamaba R seguido del genitivo de la constelación o de su abreviatura, a la segunda S, la tercera T y así sucesivamente hasta la Z. Después se continúa con la siguiente secuencia:

RR, RS, RT... hasta RZ. Comenzando con cada letra combinada con sigo misma y con las siguientes. Siempre seguido del genitivo o la abreviatura de la constelación.

SS, ST, SU,... SZ hasta la ZZ.

Se continua comenzando el abecedario exceptuando la j.

AA, AB, AC,.... AZ. Hasta la QZ.

Se pueden designar así 334 estrellas en cada constelación. Incluso este número se quedó corto. A la siguiente variable de esa constelación se le denomina V335, V336, V337... más el genitivo o abreviatura de la constelación. En la actualidad se conocen varias decenas de miles de estrellas variables, es más, todas las estrellas pasan por alguna etapa de inestabilidad a lo largo de su vida, incluso algunas varias veces.

 

Tipos de estrellas variables

Existen muchos tipos de variables por lo que haremos una selección de las más significativas.

 

EXTRÍNSECAS

GEOMÉTRICAS

ECLIPSANTES

BETA PESEI

INTRÍNSECAS

PULSANTES

CEFEIDAS

DELTA CEFEI

SEMIRREGULARES

T CENTAURI

LARGO PERIODO

MIRA

ERUPTIVAS

CONTRACTIVAS

T TAURI

NOVAS

 

SUPERNOVAS

 

 

Estrellas pulsantes

Son estrellas que varían realmente sus condiciones físicas experimentando expansiones y contracciones, variación de la superficie de la estrella que suelen influir en su temperatura, y por tanto la energía emitida.

Cefeidas. Se agrupan bajo este nombre estrellas que tienen una curva de luz característica. Los periodos de variación para las cefeidas son muy distintos, entre 1 y 50 días y su más destacada cualidad es la regularidad de dichos periodos. La variación de luminosidad intrínseca de la estrella es de varias veces, entre 2 y 6 veces. Lo que se traduce en cambios de magnitud entre 0,5 y 2 magnitudes.

Pertenecen a esta categoría estrellas gigantes y supergigantes de los tipos espectrales F y G. Son estrellas muy brillantes que pueden observarse desde distancias enormes, incluso en otras galaxias.

Curva de luz de una estrella cefeida
Figura 1. Curva ideal de variación de brillo de una estrella tipo δ Cefei.

Las variaciones de brillo se deben a cambios físicos en la estrella que se hincha y deshincha, el radio varía entre un 7% a un 15%. Junto con las variaciones de tamaño se producen variaciones de temperatura, oscilaciones de 1.500 grados en la capa exterior de la estrella. A su vez las variaciones de temperatura originan cambios en la clase espectral, la misma estrella puede oscilar en una clase espectral. Pasar de la clase F en el máximo a la G en el mínimo, o de la G a la K en las mismas circunstancias.

Es conocido que el diámetro de una estrella depende del equilibrio hidrostático entre dos fuerzas antagonistas, la temperatura y la gravedad. En el caso de las cefeidas hay consenso respecto a la causa de la pulsación, que se atribuye a un mecanismo conocido como válvula de helio. En una capa intermedia de la estrella existe una capa de helio neutro, el cual es opaco a la radiación ultravioleta. Esta opacidad impide que salga al exterior toda la energía generada por la estrella, con lo que aumenta la temperatura, con este aumento de temperatura el helio se ioniza (pierde electrones) y se vuelve transparente a la radiación ultravioleta. Debido a este cambio en el helio la radiación fluye hacia el exterior, la estrella aumenta de brillo, lo que lleva aparejado una disminución de la temperatura en el interior de la estrella. Al disminuir la temperatura de la capa de helio este se torna neutro y por tanto opaco a la radiación, con lo que de nuevo se inicia el ciclo.

Este comportamiento únicamente es posible en un tipo muy concreto de estrellas que ocupan una zona determinada dentro del diagrama H-R.

Relación periodo luminosidad para las cefeidas
Figura 2. Relación periodo luminosidad para las estrellas δ cefei y W Virginis

Puesto que la variación de luminosidad de la estrella es debida a una variación física de la temperatura y con ella del radio, sin entrar en consideraciones físcas más profundas, parece lógico que una estrella más luminosa y por tanto de mayor radio, tenga un periodo de variación más largo. Esta dependencia conocida como “relación periodo luminosidad” fue establecida en 1913 cuando se observaban estrellas variables en la Nube Pequeña de Magallanes (una pequeña galaxia satélite de la nuestra). Al ordenar las estrellas por sus magnitudes quedaban también ordenadas por sus periodos, todas las estrellas de la Nube Pequeña están tan lejos de nosotros y tan próximas entre sí que podemos considerar que  están todas a la misma distancia, por tanto las magnitudes absolutas son proporcionales a las magnitudes aparentes.

La relación periodo luminosidad es una gran herramienta para averiguar la distancias a cúmulos y galaxias lejanas. Si en un cúmulo o en una galaxia se advierte la presencia de estrellas de tipo cefeidas, midiendo el periodo, que es relativamente fácil, a través de la relación se puede conocer la magnitud absoluta y comparando esta con la magnitud aparente se puede conocer la distancia.

Hay varios tipos de cefeidas, las tipo δ Cefei son estrellas de la población I, estrellas jóvenes que se encuentran en el plano de la galaxia y en cúmulos abiertos. Ricas en metales. Las cefeidas del tipo W Virginis se encuentran en los cúmulos globulares, son estrellas viejas de la población II, con menos rayas de metales en sus espectros. Para un mismo periodo su brillo es 1 magnitud menor.

Curva de una RR Lyrae
Figura 3. Curva de luz ideal de una cefeida del tipo RR Lyrae, antes del mínimo hay un pequeño repunte del brillo.

Una tercera clase de estrellas cefeidas se conocen como RR Lyrae, son estrellas gigantes, blancas, de la clase espectral A. Sus periodos son más cortos, desde 0,2 hasta 1,2 días y variaciones de amplitud alcanzan una magnitud. Curva de luz de DR And

Figura 4. Curva de luz obtenida por el autor de la estrella ZR Andromedae. Cada punto señala una medida de brillo. La curva roja representa la intensidad de la variable, la azul es una estrella de magnitud fija que sirve de contaste. El periodo es de 13 horas y la variación de 1,3 magnitudes.

Gigantes rojas semirregulares. Componen esta categoría estrellas pulsantes cuyo comportamiento es errático, especialmente en lo que respecta a su periodo. En ocasiones el periodo y amplitud siguen una pauta constante y en otras, la misma estrella, cambia de modo considerable la duración del periodo y/o la amplitud. La causa de la variación de brillo está relacionada con la pulsación, si bien se desconocen las causas que originan esta pulsación. Los periodos son muy variados, desde 30 a 1.200 días, que se extienden hasta 10.000 en alguna subclase. La curva de luz de algunas estrellas  presenta dos periodos superpuestos, con variaciones de amplitud muy diferentes, alternándose las grandes y las menores. La amplitud de las variaciones es de una a tres magnitudes. Los tipos espectrales característicos son K, M, N, en contadas ocasiones del tipo G.

 

Curva de luz de una variable semirregular.
Figura 5. Curva de luz de una variable semirregular. La curva de luz adopta formas muy diferentes según la estrella. Se ha representado una estrella con doble periodo de variación.

Variables de largo periodo. Su prototipo es Mira, como ya se ha apuntado en la introducción fue la primera estrella variable descubierta e intervinieron hasta cuatro astrónomos en su descubrimiento. Si bien fue Fabricius el primero en observarla y comprobar que meses después había desaparecido, su información no tuvo la repercusión que un hallazgo de esta naturaleza habría suscitado. Bayer en 1603 la incluye en su obra Uranometría como Omicron Ceti, suponiendo que era una estrella estable. En 1631 W. Schickard la reportó tan brillante como α Ceti m = 2,8, aun transcurrieron 7 años más hasta que Holwarda y Fullenius de forma independiente establecieron su periodo en 11 meses. Su descubrimiento supuso un importante cambio en la ciencia que invitaba a buscar otros astros similares, como no en la filosofía removiendo la teoría de inmutabilidad y perfección del cielo.

Curva de luz variable tipo mira
Figura 6. Variables de largo periodo, su curva es similar a las cefeidas pero con mayor suavidad en el máximo y mínimo.

La amplitud media de las variaciones se halla entre 3 y 11 magnitudes, esta característica fue esencial en su descubrimiento. Una estrella como Mira puede pasar de la magnitud 2 que será visible desde un entorno urbano a simple vista, a la magnitud 10 que se necesitará de un telescopio y cielo oscuro para verla. Esta variación de brillo hace que el astro aparezca y desaparezca, facilitando este comportamiento su descubrimiento sin el empleo de telescopio, ni cartas precisas. La variación real de energía emitida por la estrella no es tan amplia, se sitúa entre 1 a 3 magnitudes, si bien en el mínimo la temperatura desciende y la mayor parte de la radiación se realiza en el infrarrojo, con lo cual su emisión en el rango visible es mucho menor.

Son estrellas pulsantes, en las que hay una variación física del radio de la estrella. El modelo de pulsación no se ha establecido con la precisión de las cefeidas, pero parece que tiene que ver con un tipo de válvula similar pero con hidrógeno. Otros estudios relacionan la fase de incremento del radio con intensos campos magnéticos que impulsan la materia hacia el exterior.

Los periodos van desde los 70 a los 1000 días, hallándose muchas de ellas alrededor de 300 días. Su regularidad es bastante notable, aunque se aprecian variaciones que no superan el 10% del periodo medio.

Estrellas eruptivas

Se incluye en esta categoría estrellas que expulsan materia hacia el exterior. En el caso de las contractivas en las primeras fases de su vida, las supernovas en las últimas.

Contractivas. Estrellas que están en sus primeras fases evolutivas, realmente aun no han llegado a ser estrellas con todo el significado del término, se encuentran en la fase de contracción del gas que terminará con la formación de la estrella. Generalmente asociadas a nebulosas, en ocasiones inmersas en ellas o en sus límites. Cuando no están dentro de la nebulosa están rodeadas de su propia nube de gas y polvo, en ocasiones en forma de abanico. Todas son de la población I y se encuentran en el plano de la galaxia.

Todas las variaciones son irregulares, su periodo de variación no presenta ningún patrón. Se dividen en tres tipos en función de su modelo de variación:

Tipo Orión. Estrellas que tienen un brillo máximo constante y de pronto su brillo se desvanece, pueden descender del orden de una magnitud, en periodo de pocos días u horas. Al cabo de este tiempo recuperan su brillo habitual. Una representante clásica es T Ori.

Tipo T Tauri. Estrellas que muestran variaciones lentas de brillo, algunas de hasta 6 magnitudes, con periodos que pueden ser de meses e incluso años. La representante clásica es T Tau.

Tipo Flash. Estrellas que tienen un brillo constante y de repente muestran una elevación del brillo que puede alcanzar varias magnitudes y dura desde segundos hasta horas, la representante es UV Cet.

En general las variaciones de las estrellas eruptivas tienen que ver con la interacción de la estrella con la capa de gas y polvo de la que se ha formado y que todavía rodea la estrella. En ocasiones material de las capas superiores de la estrella es proyectado hacia el exterior, provocando un aumento de brillo por fluorescencia cuando este alcanza la nube que rodea a la estrella. Los descensos de brillo también pueden estar relacionados con el polvo que rodea a la estrella, incluso con manchas solares de grandes dimensiones que ocupan una fracción significativa de su fotosfera. Los flashes suelen ser eyecciones de materia caliente debidas intensos campos magnéticos locales, similares a las erupciones que se observan en el Sol, estas suelen suceder en estrellas frías, enanas rojas, posiblemente por que el brillo de la eyección contrasta más con el brillo de la estrella.

 

Curva de luz de las variables contractivas
Figura 7. Estrellas irregulares en su peirodo en las que se encuentran de todos los tipos posibles, aumento, disminución o variaciones erráticas. Siempre estrellas muy jóvenes.

Novas. El nombre de nova no significa que se trate de una estrella nueva, se refiere a una estrella que ha incrementado su brillo de forma extraordinaria. Son estrellas enanas que aumentan su brillo del orden de 10 a 13 magnitudes, entre 20.000 y 150.000 veces. El periodo de aumento del brillo toma entre 1 y 3 días en alcanzar el máximo, no todas las novas experimentan sus cambios con la misma rapidez. Una vez alcanzado el máximo permanecen en él sobre un centenar de días, algunas más. El espectro durante el máximo se asemeja a las estrellas de las clases espectrales A o F, con rayas de absorción. Una vez alcanzado el máximo el brillo comienza a decrecer durante varios años, hasta que llega un valor muy similar al que tenía antes de la explosión.

El fenómeno afecta a la superficie de la estrella, por lo que al final del proceso esta conserva su estructura intacta. Algunas novas han experimentado más de una explosión, se denominan “recurrentes”. Las capas de gas irradiadas desde la estrella se expanden a velocidades entre 1.500 y 3.000 km/seg.

Las novas se producen en sistemas binarios cerrados, con las componentes muy próximas. La estrella gigante del sistema se hincha hasta llenar su lóbulo de Roche, el gas no está suficientemente sujeto por la gravedad de la estrella y escapa hacia la compañera, una enana blanca. Alrededor de esta se va creando un disco de materia, denominado disco de acrección, la materia va cayendo lentamente hacia la superficie de la estrella. En cierto momento la temperatura se eleva, posiblemente debido a una capa ionizada inestable, como consecuencia el hidrógeno que cae sobre la estrella experimenta una explosión termonuclear. En unos días se libera una energía similar a la genera el Sol en decenas de miles de años. Debido a su comportamiento también se las conoce como "variables cataclísmicas".

Curva de luz de una nova
Figura 8. Las novas y supernovas tienen curvas de brillo muy similares, si bien no hay comparación en los valores absolutos de unas y otras.

Supernovas. Al igual que sucede en las novas no se trata de una estrella nueva, si no que aumenta su brillo súbitamente, pero a diferencia de aquellas, el fenómeno supernova afecta a toda la estrella, hasta su estructura más profunda. Los restos serán una nueva estrella que no tendrá ningún parecido con la anterior.

El incremento de brillo se produce en menos de una hora, el aumento del brillo sitúa a la estrella sobre la magnitud – 19 incluso – 20, el brillo de la estrella es comparable con el de toda la galaxia en la que se encuentra.

En nuestra galaxia tenemos constancia de la aparición de tres supernovas en los años: 1054 registrada por astrónomos chinos, 1572 registrada por Tycho Brahe (también por el matemático valenciano Jerónimo Muñoz) y en 1604 por Johanes Kepler. En los tres casos el brillo alcanzado fue comparable con el de Venus, siendo visible durante el día. La de 1054 explotó en la constelación de Tauro y su resto es una nebulosa conocida como “Nebulosa del Cangrejo” con el número M1 en el catálogo de Messier.

Una vez alcanzado el pico de máxima intensidad la estrella permanece en esa magnitud durante algunos meses, después el brillo se debilita.  La explosión de la estrella deja como resto una estrella de neutrones en rápida rotación. A su alrededor una importante masa de gas se expande con velocidades de 2000 a 20.000 km/seg o más. El comportamiento presenta algunas diferencias según los tipos de supenovas. Al cabo de unos años la estrella deja de ser visible. En el caso de la aparecida el 24 de febrero de 1987 en la Gran Nube de Magallanes1 alcanzó la magnitud 2,4, dejando de ser visible a simple vista a finales del mismo año. Como norma se producen 2 a 3 supernovas por siglo en una galaxia como la nuestra. Es de suponer que algunas habrán surgido en algún punto de la Galaxia que el gas y polvo nos ha impedido verlas. En general se observan en otras galaxias. La vigilancia de algunas galaxias con el fin de detectar posibles supernovas es una de las tareas realizadas por astrónomos profesionales y aficionados.

La nomenclatura de las supernovas consiste en las siglas SN seguidas del año de descubrimiento y finaliza con una letra asignada por orden de descubrimiento. SN1987A fue la primera supernova descubierta en 1987.

Se distinguen dos tipos de supenovas. Las de tipo I son las más brillantes, surgen en el seno de estrellas binarias cerradas, de forma similar a las novas, pero la explosión no se produce hasta que la estrella no alcanza el límite de Chandrasekhar (1,44 masas solares). El disco de acrección alrededor de la estrella puede aportar durante la explosión mucha más materia. En el máximo no se observan rayas en el espectro, sólo el continuo, después aparecen líneas de emisión.

Las supenovas de Tipo II son algo menos brillantes, del orden de una magnitud menos. Se distinguen por que en su espectro, durante el máximo son visibles lineas de absorción como en las estrellas gigantes. Después aparecen líneas de 56Co y 56Fe, confirmando que los elementos más pesados que el hierro se forman en la explosión de las supernovas. El origen de este tipo se debe a la explosión de estrellas de más de 8 masas solares, cuya evolución se explica en el apartado 4.2.6.2 del segundo libro.

Sin duda el fenómeno supernova es el más brutal que se produce en el universo actual. La energía desatada durante unas horas es comparable a la que genera el sol durante millones de años.

Estrellas eclipsantes

Se engloban en esta categoría a las estrellas que disminuyen de brillo por razones geométricas, de posición debido a sus órbitas. No son variables intrínsecas.

Eclipsantes. Se producen cuando en una estrella binaria el plano de rotación de una alrededor de la otra es tal que coincide con la visual hacia la Tierra. La posición del plano de rotación hace que las estrellas se oculten una a la otra de forma sucesiva, lo que provoca la disminución de brillo del conjunto. La primera descubierta de este tipo fue Algol. No son variables en si mismo, si no por la posición que ocupan ambas respecto a la tierra.

La curva de brillo de una estrella eclipsante siempre es simétrica, presentando un mínimo principal cuando la estrella menos brillante oculta a la más brillante y un mínimo secundario cuando se produce la situación contraria. El brillo máximo es constante y disminuye con mínimos alternos de diferente profundidad. En función de los diámetros relativos de las estrellas, la distancia entre ambas y la elipticidad de la órbita hay diferentes tipos de estrellas eclipsantes, que producen diferentes curvas de luz. En función de la profundidad y duración de los mínimos, junto con las variaciones del espectro se pueden averiguar algunas de las características de las estrellas como su radio, distancia entre las componentes o temperatura. Los periodos suelen ser del orden de algunos días, hasta alguna decena de días.

Órbita de una binaria eclipsante. Curva de luz de una binaria eclipsante.
Figura 9a. Órbita de una binaria eclipsante, en cada revolución se producen dos eclipses.
Figura 9b. La luz recibida es constante, desciende cuando una estrella oculta a la otra.

La tabla de estrellas variables incluida a continuación contiene una muestra de estrellas de tipo cefeida que pueden ser observadas con prismáticos.

Los interesados en las estrellas variables pueden encontrar mucha información en la página de la AAVSO aquí tienes un enlace.

Estrellas variables brillantes tipo cefeida

Nombre

Magnitud máxima

Magnitud mínima

Período (días)

Tipo espectral

β Doradus

3,46

4,08

9,8426

F4-G4Ia-II

η Aquilae

3,48

4,39

7,176641

F6Ib-G4Ib

δ Cephei

3,48

4,37

5,366341

F5Ib-G1Ib

ζ Geminorum

3,62

4,18

10,15073

F7Ib-G3Ib

X Sagittarii

4,2

4,9

7,01283

F5-G2II

W Sagittarii

4,29

5,14

7,59503

F4-G2Ib

RT Aurigae

5

5,82

3,728115

F4Ib-G1Ib

S Sagittae

5,24

6,04

8,382086

F6Ib-G5Ib

Y Sagittarii

5,25

6,24

5,77335

F5-G0Ib-II

T Vulpeculae

5,41

6,09

4,435462

F5Ib-G0Ib

T Monocerotis

5,58

6,62

27,02465

F7Iab-K1Iab+A0V

X Cygni

5,85

6,91

16,38633

F7Ib-G8Ib

 

(1) La Gran Nube de Magallanes es una galaxia irregular satélite de la nuestra, visible desde el hemisferio sur.